Çift yıldız, ortak kütle merkezinde yörünge yapan iki yıldızdan oluşan bir yıldız sistemidir. İki, üç, dört ya da daha çok yıldızlı sistemler çoklu yıldız sistemleri olarak adlandırılır. Bu sistemler, özellikle daha uzakken, çıplak göze tek bir ışık noktası olarak görünürler ve diğer yollarla çift olarak ortaya çıkarlar. Son iki yüzyıl boyunca yapılan araştırmalar sonucunda, evrende gözlemlediğimiz yıldızların yarısı ya da daha fazlasının, çoklu yıldız sistemlerinin parçası olduğunun farkına varıldı.
T Tauri yıldızları, on milyon yıldan genç olan bir değişken yıldızlar sınıfıdır. Genelde moleküler bulutların yakınlarında bulunup, değişken ışıksallıkları ve güçlü renkyuvarı çizgileri ile tanınırlar.
Wolf-Rayet yıldızları, evrim geçirmiş olağanüstü büyüklükte yıldızlardır ve kütlelerini 2000 km/s hızına ulaşabilen çok yeğin yıldız rüzgârı nedeniyle kaybetmektedirler. Kendi yıldızımız kütlesinin her yıl 10−14'ünü kaybederken, Wolf-Rayet yıldızlarında bu değer 10−5 güneş kütlesidir. Bu yıldız türlerinin sıcaklığı genelde 25.000 ile 50.000 K arasındadır.
61 Cygni, Kuğu takımyıldızında yer alan bir yıldızdır. Aslında bir çift yıldız sistemidir. Çift olduğu ilk kez 1830 yılında Friedrich Georg Wilhelm von Struve tarafından keşfedilmiştir.
Cüce novalar veya U Geminorum yıldızları, birbirini etkileyen çift yıldız sistemleridir. Bunlar ani ve şiddetli değişen yıldızların önemli bir alt grubunu temsil eder. Bu sistemler bir beyaz cüce ve yoldaş yıldız olarak bir kırmızı anakol yıldızını içerir (G ve M tayf türü arasında).
Z Cam yıldızları, her 10 – 80 günde tekrarlanan patlamalar ve 3 saatten fazla yörünge periyotlarıyla cüce novalar'ın bir alt sınıfıdır. Düzensiz aralıklarla bir patlamadan sonra sistemin minimum parlaklığına dönmesi zordur; bunun yerine aylarca hatta yıllarca temel bir değişme olmaksızın orta parlaklıklarda kalır. Z Cam yıldızları için olağan olan bu durumlar nispeten yüksek kütle transferinin geçici denge sağlaması olarak yorumlanır. Bu orta parlaklığındaki durma, sakin durumuna dönme ve patlama aktivitesinin iyileşmesiyle sonlanır. Bazen sakin durumlarda tipik cüce nova patlama durumlarını göstermezler ve bunlar nova benzeri yıldızlar arasında sınıflandırılırlar.
Kutup , manyetik alanı çok güçlü çift yıldız sisteminin Kataklizmik değişen tipidir.
Simbiyotik değişen yıldız veya Z And değişenleri, etkileşen çift yıldız sistemleridir. Bu grubun belirleyici karakteristik özelliği, düzensiz fotometrik değişimlerin yanı sıra, tayflarının aynı zamanda soğuk bir devin tayf özellikleri ile yüksek sıcaklıktaki plazmanın tayf özelliklerini göstermeleridir. Sınırlı dalga boyu bölgelerinde yapılan çalışmalar sık sık Simbiyotik yıldızları yanlış sınıflandırılmasına neden olmuştur.
Değişen yıldız, parlaklıkları zaman içinde değişen yıldızlardır. Parlaklıkları genelde ya çok gençken ya da çok yaşlı iken değişir. Bunun nedeni, ya genişleme, daralma, püskürme gibi yıldızın iç dinamiğinden; ya da iki ya da daha fazla yıldızın birbirlerinin yörüngelerinde dönerken oluşturdukları tutulmalardan kaynaklanan dış dinamiklerden dolayı oluşur. 2000 yılına kadar 30,000'in üzerinde değişken yıldız bulunup kataloglanmıştır. Ayrıca 14,000 kadar başka yıldızda parlaklık değişiminden şüphelenilmektedir. Güneşimiz ve Kutup Yıldızı dahil olmak üzere birçok yıldızın, yeterli duyarlılıkta ölçüldüğünde, parlaklıkları değişmektedir.
Alfa Cygni değişenleri, GCVS tanımlamasına göre yüksek ışınım güçlü ve ışık değişimi gösteren B ve A üstdev yıldızları. Bu grupta sadece B ve A türü süperdevler değil, aynı evrimsel duruma sahip oldukları gerekçesiyle, O türü büyük kütleli yıldızlar ve daha geç tür yıldızlar da yer almaktadır. MK tayf sınıflamasına göre sahip oldukları ışınım sınıfları, artan ışınım gücü sırasıyla Ib, Iab, Ia ve Ia+ dır. H-R diyagramında yer alan en parlak üstdevlere üstündevler denir ve değişen yıldızlar olarak Parlak Mavi Değişenler (LBV) adı ile anılır. Buna göre Ia üstdevleri LBV-öncesi cisimler olarak da adlandırılmaktadır. Çok sayıda araştırmacı O, B ve A türü üstdevlerin tamamının değişen yıldız olduğunu göstermişlerdir. Bu üstdevlerden en parlak olanlarının göstermiş oldukları ışık değişim genlikleri, LBV'lerin sakin evrelerinde gösterdikleri mikrodeğişimlerle benzerdir. Değişim düzeyi tüm tayf türleri için artan ışınım gücü ile beraber artış göstermektedir.
Parlak mavi değişenler, tayfları ve parlaklıklarında öngörülemeyen ve kimi zaman dramatik değişiklikler gösteren büyük kütleli evrimleşmiş yıldızlardır. Bu özel değişkenlik türünü ilk kez gösteren ve Büyük Macellan Bulutu'nun en parlak yıldızlarından biri olan S Doradus'un ardından, S Doradus değişenleri olarak da belirtilmiştir. Olağanüstü derecede nadirdirler, Değişen Yıldızların Genel Kataloğu'nda (GCVS) SDor olarak listelenen sadece 20 cisim vardır ve bunların bir kısmı artık LBV olarak kabul edilmemektedir.
Algol değişenleri veya Algol türü ikililer örten çift yıldızların ışık eğrisi biçimlerine göre yapılan sınıflamanın bir grubunu teşkil etmektedirler. Tutulmalar dışındaki ışık şiddetleri kabaca sabittir ve izlenen ufak değişimler basıklık ve yansıma etkilerinden kaynaklanmaktadır. Buna bağlı olarak tutulma başlama ve bitiş zamanları, gözlenen ışık eğrileri üzerinden doğrudan hesaplanabilmektedir. Aralarında çok farklı minimum derinlikleri gösteren sistemler bulunmaktadır. Genelde minimum derinlikleri eşit değildir. Ancak minimum derinlikleri neredeyse birbirine eşit olan Algol türü sistemler de mevcuttur. Bazı örneklerinde ikinci minimum derinliği son derece sığdır veya hiç görünmez.
Be yıldızı O6-B9 tayf türü aralığında, ışınım sınıfı V ile III arasında olan ve tayflarında hidrojenin Balmer serisi salma çizgilerinde şiddet değişimi gösteren yıldızlardır. Bu değişimi dönemli olarak gösterenlerine γ Cas veya λ Eri yıldızları da denmektedir. Balmer salma çizgileri, bu yıldızları saran ve hızla dönen zarf veya kabuktan kaynaklanmaktadır. Baade bu tanımı biraz daha daraltarak bir Be yıldızı için şu ek kriterleri de ileri sürmüştür:
- ileri derecede iyonize olmuş ve yıldız yüzeyinden çok yükseklerde oluşan rüzgâr aktivitesi,
- hızlı dönme,
- mor ve kırmızı salma bileşenlerinin eşdeğer genişlik oranı V/R değişken ancak 1 civarında.
Albireo, Kuğu takımyıldızı içinde yaklaşık olarak 433 ışık yılı uzaklıkta bulunan ikili yıldızdır. Birincil bileşen, tayf sınıfı K2II olan turuncu parlak devin görünen parlaklığı +3,18 kadirdir. İkincil bileşen, tayf sınıfı B8V olan mavi ana kol yıldızının görünen parlaklığı ise +5,82 kadirdir. Bayer belirtmesi beta olmasına rağmen, Gama Cygni, Delta Cygni ve Epsilon Cygni'den daha soluktur. Albireo, 3 kadir büyüklüğüyle çıplak gözle tek yıldız olarak gözlenebilir. Çift yıldız olarak gözlemlenebilmesi için basit bir dürbün yeterlidir. Parlak sarı rengi ve sönük mavi bileşeni ile çarpıcı bir kontrast oluşturur.
SU Ursae Majoris değişenleri, birbirinden çok farklı iki tip patlamaları olan cüce novalardır:
- 1) Birinci tip olarak, 15 – 40 günlük aralıklarla tekrarlanan ve sadece birkaç gün süren ve sık sık vuku bulan kısa patlamalardır.
- 2) İkici tip olarak, birkaç yıl ile altı ay arasındaki aralıklarla ortaya çıkan ve 10 – 20 gün süren süper patlamalardır.
SS Cygni, Kuğu takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 372 ışık yılı uzaklıkta bulunan kataklizmik değişen yıldızdır. SS Cyg, cüce nova değişenlerinin bir alt sınıfı olan SS Cygni değişenlerinin prototipidir. Parlaklığı, 49,5 günlük bir süre içerisinde 7,7 kadir ile 12,4 kadir aralığında değişkenlik gösterir.
FU Orionis yıldızı, parlaklığı ve tayf tipi aşırı değişiklikler gösteren anakol öncesi yıldızlarıdır. Örnek olarak V1057 Cyg yıldızının parlaklığı 6 kadir olmuş ve tayf tipi dKe'den F-tipi üstdeve dönüşmüştür. Bu tür değişen yıldızların prototiplerinden olan FU Orionis, uzun bir süre benzersiz olarak kabul edilmiştir. 1970 yılında benzer bir yıldız olan V1057 Cygni keşfedildi ve o zamandan bu yana da bir dizi benzer ilave örnekler keşfedilmiştir.
V1073 Scorpii, Akrep takımyıldızı yönünde yaklaşık olarak 2.672 ışık yılı uzaklıkta bulunan ve çoklu yıldız sisteminin birincil bileşeni olan B-Tipi mavi bir süperdev yıldızdır. Etkin sıcaklığı 22.200 K olan k Scorpii'nin aydınlatma gücü Güneş'ten 300.000 kat daha fazladır. Aynı zamanda Güneş'ten 36 kat daha fazla yarıçapı ve 28 kat fazla olan kütlesiyle önemli bir boyuta sahiptir. Benzeri yıldızlar gibi yılda 0,95 × 10−6 güneş kütlesi oranında bir kütle kaybeder.
RS Canum Venaticorum değişenleri, GCVS'de RS olarak kodlanmış bir değişen yıldız türüdür.
NML Cygni veya V1489 Cygni, Kuğu takımyıldızı bölgesinde bulunan bir kırmızı üstündev ve bilinen en büyük yıldızlardan birisidir. Yapılan hesaplamalara göre yarıçapı Güneş'i 1.183 defa içine alabilir, ve bu da yaklaşık 15,3 astronomi birimine eşittir. Yıldızın uzaklığı yaklaşık olarak 5.300 ışık yılıdır.
